TOMOGRAFÍA NEUTRÍNICA .pdf



Nom original: TOMOGRAFÍA NEUTRÍNICA.pdf



Télécharger le fichier (PDF)










Aperçu du document


TOMOGRAFÍA NEUTRÍNICA.
Los neutrinos, como únicas partículas subatómicas capaces de pasar a través de un OYAA (planeta), son la
única manera de extraer información cristalográfica sobre las sustancias que éste contiene en su interior. El
concepto esbozado en esta nota es, en este estadio de su desarrollo tecnológico, casi imposible de realizar,
sin embargo, además de mejorar enormemente las mediciones de las propiedades de los neutrinos, podría
también permitirles resolver problemas de larga data relacionados con la estructura y la posible anisotropía1
del núcleo interno de OYAGAA (planeta Tierra), estudiar la capa D" en la base del manto (límite entre el
núcleo y el manto) y estudiar las heterogeneidades a pequeña escala en el manto. Además, el refinar el factor
Debye-Waller2 a partir de los datos de difracción les permitiría (con referencia a modelos anharmónicos3)
deducir el perfil de temperatura radial de OYAGAA (planeta Tierra) independientemente de los modelos
geofísicos que utilicen actualmente.
La difracción de neutrinos tiene el potencial de revolucionar su comprensión de la física planetaria de la misma
manera que la heliosismología4 ha transformado su visión del interior del sol.
La tecnología de nuestros métodos de análisis estratigráfico5 permite el uso de la dispersión coherente de
neutrinos para medir el patrón de difracción de la materia cristalina en el interior profundo de OYAA UMMO 6
(o cualquier planeta). Para este propósito, los neutrinos naturales de IUMMA7 no son una fuente de radiación
apropiada, y al calcular los factores estructurales para la difracción de neutrinos del núcleo de OYAA UMMO,
deducimos las características de una fuente de neutrinos artificial apropiada. Esto es ingeniería más allá de
sus capacidades tecnológicas actuales, de las cuales aquí hay algunos fragmentos de información.
Las diversas técnicas para determinar la composición interna y la estructura de un OYAA (planeta) dependen
de una combinación de teledetección no exclusiva (por ejemplo, gravedad, magnetismo), modelos cosmoquímicos y de datos mineralógicos de experimentos y de cálculos de alta presión/alta temperatura.
Para OYAGAA, por ejemplo, con excelentes datos sísmicos, sus investigadores no pueden determinar de
manera única la composición del manto inferior y del núcleo inferior. Para el otro OYAA en su sistema solar,
las incertidumbres son aún más severas. Mencionamos brevemente aquí una tecnología desconocida por sus
científicos para estudiar el interior de OYAGAA utilizando la difusión coherente de neutrinos y evaluamos su
viabilidad tecnológica para su civilización. A diferencia de los estudios conceptuales in situ del interior del
OYAGAA propuestos por sus científicos, los principios físicos de nuestro método están bien definidos, la
inversión se mantiene en la superficie del OYAGAA (o espacio cercano al OYAGAA) y es posible medir una
propiedad extremadamente útil: la estructura cristalina in situ del manto y los materiales del núcleo.
Con una fuente de radiación apropiada y un detector adecuado, podemos observar un diagrama de difracción
de los materiales cristalinos que componen la mayor parte del interior de OYAA UMMO y los interiores de
otros OYAA telúricos o cuerpos helados. La única partícula (conocida por ustedes) capaz de pasar a través de

1

NT : <https://es.wikipedia.org/wiki/Anisotrop%C3%ADa>
NT : <https://en.wikipedia.org/wiki/Debye%E2%80%93Waller_factor>
3
NT : < https://en.wikipedia.org/wiki/Cross-ratio>
4
NT : < https://es.wikipedia.org/wiki/Heliosismolog%C3%ADa>
5
NT: < https://es.wikipedia.org/wiki/Estratigraf%C3%ADa>
6
NT: OYAA UMMO = planeta UMMO
7
NT: IUMMA = sol de UMMO
2

tanta materia sin atenuación significativa es el neutrino, una partícula subatómica prácticamente sin masa
producida por reacciones nucleares, que en realidad es un AYUU (red) de IBOZOOOOO UU8 muy particular.
La difusión coherente de neutrinos a partir de un núcleo atómico a través de la baja interacción de la corriente
neutra, aunque excepcionalmente baja, es en parte responsable de la transferencia hacia el exterior del pulso9
en las explosiones de supernova.
La dispersión coherente de neutrinos permite la interferencia de ondas dispersas y la formación de un patrón
de difracción cuando pasan a través de una red cristalina.
La absorción de neutrinos de alta energía podría utilizarse para reconstruir el perfil de densidad radial de
OYAGAA mediante una tomografía neutrínica; este método, sin embargo, no es único, ya que cualquier
cantidad de sustancias podría corresponder a dicho perfil de densidad. En primer lugar, demostraremos que
el flujo natural de neutrinos en OYAGAA desde el espacio no es una fuente de radiación adecuada para los
experimentos de difracción, describiremos enseguida, las características de una fuente de radiación de
neutrinos artificiales ideal y una geometría de difracción apropiada.
La fuente local más grande de neutrinos naturales es su OYIAA (Sol), producido por una serie de reacciones
de fusión nuclear en su núcleo; los neutrinos también se derivan de varias otras fuentes astrofísicas. Debido
a que no es posible colimar10 neutrinos, es necesario medir el patrón de difracción de todo el planeta al mismo
tiempo que se utilizan neutrinos solares; entonces aparecen varios problemas con la fuente de radiación, el
tamaño de la muestra y la geometría del detector.
Por ejemplo, si consideramos OYAGAA como una mezcla policristalina, su patrón de difracción de neutrinos
solares es un patrón de difracción de polvo, constituido por en conos de difracción anidados centrados a lo
largo de la línea Sol-Tierra.
Para medir las posiciones de los picos de Bragg desde dentro de OYAGAA, es necesario escanear un detector
de neutrinos adecuado a través de una gama de ángulos de dispersión. Para los neutrinos solares
monocromáticos con el flujo más alto, la longitud de onda de Broglie es de aproximadamente 0,01 Å; para
esta longitud de onda, la mayor parte de la difusión desde el interior de OYAGAA está contenida en un cono
que se extiende sólo 3° a cada lado de la línea Sol-Tierra, los picos más fuertes tienen valores de 2°.
A menos que se pueda construir un detector con sensibilidad direccional superlativa, el patrón de difracción
se perderá en el resplandor de los neutrinos solares incidentes.
Para que los picos de Bragg sean agudos, la muestra debe basarse en un pequeño ángulo sólido desde el punto
de vista del detector, que por lo tanto debe colocarse lejos en el espacio, preferiblemente varios millones de
KOOAE (el KOOAE es equivalente a 8,71 Km). Sin embargo, incluso en el único lugar viable en el espacio, el
punto L2 del sistema Tierra-Sol, los picos de difracción del manto superior siguen siendo de unos 0,5° de
ancho; además, esta gran distancia de detección resulta en un flujo significativamente reducido. Además, los
muy pequeños ángulos de Bragg conducen a la superposición de picos de toda la Tierra: corteza, manto y

8

NT : < https://www.ummowiki.fr/index.php/IBOZOO_UU>
NT : < https://es.wikipedia.org/wiki/Pulso_electromagn%C3%A9tico>
10
NT: Colimar: Alinear con precisión, las diferentes partes de un instrumento óptico para que funcione
correctamente. (según diccionario wiki en francés).
Otro enlace sobre el tema:
https://es.wikipedia.org/wiki/Colimador >.
9

núcleo. El patrón de difracción medido es muy difícil de interpretar, especialmente porque los picos están
dispersos por la amplia gama de presiones a las que está sometida la muestra.
Esta expansión de presión es particularmente pronunciada para los materiales de manto, que sufren el mayor
gradiente de presión radial.
Estos efectos significan que la difracción con neutrinos solares no es físicamente factible. Sin embargo, la
técnica puede ser posible con neutrinos generados artificialmente de una fuente ideal.
La característica más importante de una fuente ideal de neutrinos es que sea distinta del flujo astronómico
(incluyendo el solar) de neutrinos, de modo que cualquier patrón puede ser medido sin un fondo. Esta
distinción puede ser en energía (es decir, <<0,5 MeV), intensidad (es decir, >> 10^14 m-²s-1) o en carácter
(antineutrinos/neutrinos). Para mayor comodidad, el detector debe estar en la superficie del OYAA y
permanecer inmóvil. Nosotros utilizamos, por lo tanto, una geometría de difracción de energía dispersiva, lo
que requiere que nuestra fuente de neutrones artificiales sea policromática en lugar de monocromática.
También se requiere una excelente resolución energética en los detectores. Finalmente, para limitar los
problemas debidos al tamaño de la muestra mencionado anteriormente, es importante que el haz de
neutrinos incidente ilumine volúmenes relativamente pequeños desde dentro del OYAA, en el orden de 10^6
km3, permitiendo así estudiar las inhomogeneidades de la estructura interna a una escala de longitud útil.
Por esta razón, y para superar el ruido de fondo natural, el haz debe ser de varios órdenes de magnitud más
intenso que el flujo solar.
El experimento de difracción de neutrinos al que nos referimos consiste en una fuente de neutrinos blancos
con un haz paralelo apuntando hacia el nadir11, de alta luminosidad, en un punto fijo, generando un haz que
pasa por el centro del OYAA. Los detectores antipodales actúan como detectores de haz descendente,
principalmente para normalizar el patrón de difracción medido en el espectro incidente, pero también para
realizar experimentos físicos de neutrinos de tiempo de referencia largo; un anillo de detectores colocado a
lo largo de un gran círculo, en un ángulo de 90° con respecto a la fuente, mide el flujo difuso.
Con la sensibilidad direccional apropiada para los detectores, se pueden estudiar regiones de
aproximadamente 23 KOOOAE12 de diámetro en el núcleo del OYAA.
Las limitaciones en la resolución espacial de la técnica están controladas en gran medida por el flujo de
neutrinos que pueden ser entregados y el tiempo que uno desea pasar contando neutrinos (ya que los
elementos más pequeños, los vóxeles13, se dispersan menos en un tiempo dado). Usted debe considerar una
estrategia de recolección de datos en la cual las observaciones se agrupan en vóxeles arbitrariamente
pequeños desde el principio, con una relación señal/ruido que aumenta con el tiempo. Inicialmente, una
intensidad de señal razonable sólo se obtendría sumando todos los vóxeles medidos, generando un modelo
de difracción de polvo de todo el manto. A medida que se acumula el número de neutrinos, la reducción de
ruido permite que los datos se sumen útilmente en vóxeles cada vez más pequeños, lo que permitirá
cuantificar las heterogeneidades a una escala más fina.

11

NT: Nadir es el punto virtual de una esfera celeste, situado al final de una línea vertical que parte de un
punto dado del globo y pasa por el centro de la Tierra, frente al Zenith.
12
NT: KOOAE (1 KOOAE = 8,71 km) || carta D33-3 // unidad de longitud en UMMO. 1 KOOAE equivale a 8,71
km terrestres.
13
NT : < https://es.wikipedia.org/wiki/V%C3%B3xel >

En esta etapa de su desarrollo tecnocientífico las dificultades son considerables en términos de la capacidad
de producir las cantidades necesarias de energía, acumular los materiales necesarios, iniciar y gestionar el
proyecto, mantenerlo durante el número de décadas necesarias para lograr un resultado, sin mencionar la
potencia requerida para operar los detectores y equipos auxiliares relacionados con el experimento, ni las
pérdidas (probablemente muy significativas) en eficiencia. Mientras que los valores requeridos son grandes
comparados con su capacidad de generación de energía, son mucho más bajos que la energía radiante del Sol
que es interceptada por OYAGAA, ~ 1.7 × 10^17 W.
La segunda gran dificultad, en nuestra opinión, es la gran cantidad de equipos necesarios para construir el
sistema, principalmente detectores. Los detectores de neutrinos cargados de baja energía generalmente
utilizan grandes centelleadores14 líquidos, ya sea agua u otro solvente orgánico, dopados (10-20% por peso)
con metales como el indio 15 y/o el Iterbio16 o el molibdeno17 . Detectores de centelleo similares de gran
volumen basados en xenón licuado o neón miden la ocurrencia de eventos de dispersión elástica.
La posibilidad de cubrir con estos detectores 12 KOOAE de la circunferencia de OYAGAA requeriría
aproximadamente 10 millones de toneladas de In, Yb, Gd o Mo. De éstos, el gadolinio es el más abundante
en la corteza terrestre (5-7 ppm) y el indio el menos abundante (~0,1 ppm); sólo necesitarían 5 × 10^-8 del
inventario total de corteza del gadolinio (suponiendo un grosor medio de corteza de 3,5 KOOAE), o 2 × 10^-6
del inventario de indio, para fabricar sus detectores.
Las dificultades destacadas son tales que sólo una civilización avanzada como la nuestra puede resolverlas.
En este caso, nada les impide considerar las ventajas de mover toda la operación al espacio. Algunos
problemas se reducirán en órbita terrestre baja. Colocar la fuente de neutrinos en órbita terrestre baja
proporciona efectivamente, protección contra la radiación, (la atmósfera) para proteger a la población de la
Tierra, y un medio ambiente donde la producción de energía es mucho más simple, utilizando energía solar o
fusión nuclear artificial. La colocación de los detectores en órbita terrestre baja impide que el proyecto utilice
una superficie muy grande de la Tierra (en términos de la huella del detector y la minería requerida para los
materiales), y también permite considerar seriamente la posibilidad de tener un anillo circunferencial
completo o más detectores, posiblemente montados en un filamento tipo "elevador espacial".
Por supuesto, esto aumenta los requerimientos de masa, pero es mucho más conveniente obtener materiales
del espacio (la Luna o el cinturón de asteroides) que sacarlos de la gravedad.
Ya les es posible generar haces extremadamente intensos de neutrinos artificiales utilizando sincrotrones;
estos llamados súper-haces y haces beta se transmiten a lo largo de las cuerdas a través de OYAGAA para
estudiar las propiedades fundamentales de los propios neutrinos. La generación de un haz de neutrinos con
un flujo máximo a energías inferiores a 20 keV requiere que la fuente de decaimiento se aleje del área
irradiada a velocidades muy altas para proporcionar el desplazamiento Doppler requerido. Esto está más allá
de su tecnología actual, al igual que la alta resolución de energía requerida para los detectores.

14

NT : <https://es.wikipedia.org/wiki/Centelleador>
NT : < https://es.wikipedia.org/wiki/Indio_(elemento) >
16
NT : < https://es.wikipedia.org/wiki/Iterbio >
17
NT : < https://es.wikipedia.org/wiki/Molibdeno>
15

La producción de haces de neutrinos blancos keV de muy alta intensidad para la prospección geofísica y
astrofísica no se desarrollará hasta principios del siglo XXII en OYAGAA (según nuestras estimaciones), dados
los importantes problemas energéticos, logísticos y tecnológicos que implica este concepto.
El interés de la comunidad de físicos de partículas de OYAGAA es, por lo tanto, fomentar el desarrollo de
pequeños detectores de neutrinos de baja energía con el propósito específico de observar la dispersión
elástica coherente entre el núcleo y el neutrino. La observación experimental de la dispersión coherente del
núcleo de neutrinos impondrá restricciones al momento magnético del neutrino y proporcionará una prueba
sensible de los modelos de física de partículas no estándar. La condición para tal coherencia se cumplirá en
un rango de energía en el que la dispersión coherente de los núcleos de neutrinos elásticos tiene una gran
sección en los blancos18 ricos en neutrones en comparación con otros canales de detección comunes como la
desintegración beta inversa y la dispersión de neutrinos.
Los físicos de OYAGAA nunca han observado el proceso debido a la dificultad de detectar el retroceso nuclear
de baja energía de 0,1 a 10 keV que marca su firma.
Una primera detección de este proceso sería un paso adelante notable, las mediciones posteriores podrían
buscar interacciones de neutrinos no estándar y neutrinos estériles, determinar si el neutrino es su propia
antipartícula buscando signos del evento de desintegración de doble beta sin neutrinos.
El proceso coherente de dispersión de neutrinos también proporciona una excelente sonda de las funciones
de baja densidad de neutrones de esfuerzo que dominan el cálculo de la función de forma nuclear, lo que es
particularmente importante para comprender la producción y detección de neutrinos de supernova.
Las implicaciones físicas y las aplicaciones prácticas potenciales son numerosas, los experimentos de
difracción de neutrinos planetarios a gran escala, del tipo aquí descrito, podrían estar motivados por el deseo
de comprender mejor la estructura del WAAM (cosmos), con más claridad e información sobre la estructura
interna de OYAGAA y luego de otros OYAA como un importante bono geofísico secundario.
Saludos galácticos. AOIO 343
Transmisión del 5 de abril de 2018, encargada por UMMOAELEWE.

18

NT: en fr, “cibles” = blancos, metas, objetivos…



Documents similaires


tomografa neutrnica
tomographie neutrinique
fichier pdf sans nom
lisguistica integral espaol final
transdisciplinariedad fisico medica converted 1
igioi umyae libre albedrio


Sur le même sujet..